Uranus ringar

Uranus ringar  är ett system av ringar som omger planeten Uranus . Det upptar en mellanposition i komplexitet mellan det mer utvecklade systemet av Saturnus ringar och de enkla systemen av ringarna av Jupiter och Neptunus . Uranus första nio ringar upptäcktes den 10 mars 1977 av James Elliot , Edward Dunham och Douglas Mink . Därefter upptäcktes ytterligare fyra: två av Voyager 2 1986 , ytterligare två av Hubble-teleskopet 2003-2005.

200 år tidigare rapporterade William Herschel om observationer av ringar runt Uranus, men moderna astronomer tvivlar på möjligheten till en sådan upptäckt, eftersom dessa ringar är mycket svaga och mörka och inte kunde upptäckas med den tidens astronomiska utrustning.

Från och med 2008 är 13 ringar kända. I ordning av ökande avstånd från planeten är de ordnade enligt följande: 1986U2R/ ζ , 6, 5, 4, α , β , η , γ , δ , λ , ε , ν och μ . 1986U2R/ζ-ringen (38 000 km) har den minsta radien och μ-ringen (cirka 98 000 km) har den maximala radien. Det kan finnas svaga dammringkluster och öppna bågar mellan huvudringarna. Ringarna är extremt mörka, Bond-albedo för partiklarna som ingår i dem överstiger inte 2%. Troligen består de av vattenis med organiska inneslutningar .

De flesta av Uranus ringar är ogenomskinliga. Deras bredd är inte mer än några kilometer. Ringsystemet innehåller totalt sett lite damm och består huvudsakligen av stora föremål med en diameter från 20 centimeter till 20 meter. Vissa ringar är dock optiskt tunna: de breda, svaga 1986U2R/ζ-, μ- och ν-ringarna är sammansatta av små dammpartiklar, medan den smala, svaga λ innehåller stora kroppar. Den relativt lilla mängden damm i ringsystemet förklaras av det aerodynamiska motståndet från den utvidgade exosfären  - Uranus korona .

Man tror att Uranus ringar är relativt unga, deras ålder överstiger inte 600 miljoner år. Uranus ringsystem bildades förmodligen från kollisioner av satelliter som tidigare kretsade runt planeten. Som ett resultat av kollisioner bröts satelliterna upp i allt mindre partiklar, som nu bildar ringar i strikt begränsade zoner med maximal gravitationsstabilitet.

Mekanismen som håller smala ringar inom sina gränser är fortfarande inte klar. Till en början trodde man att varje smal ring hade ett par "herdemånar" för att stödja sin form, men 1986 hittade Voyager 2 bara ett par sådana månar ( Cordelia och Ophelia ) runt den ljusaste ringen, ε.

Observationshistorik

I verk av upptäckaren av Uranus, William Herschel, finns det första omnämnandet av ringarna i en post daterad den 22 februari 1789 . I anteckningarna till observationerna noterade han att han föreslog förekomsten av ringar i Uranus [1] . Herschel föreslog att de var röda (vilket bekräftades 2006 för den näst sista ringen av observationer från Keck Observatory ). Herschels anteckningar inkluderades i Royal Societys tidskrift 1797 . Men därefter, under nästan två århundraden - från 1797 till 1979 - nämndes ringarna inte alls i den vetenskapliga litteraturen, vilket ger anledning att misstänka vetenskapsmannens misstag [2] . Ändå gav tillräckligt korrekta beskrivningar av vad Herschel såg inte en anledning att avfärda hans iakttagelser bara så [3] .

Närvaron av ett ringsystem nära Uranus bekräftades först den 10 mars 1977 av de amerikanska forskarna James Elliot , Edward Dunham ( eng.  Edward W. Dunham ) och Douglas Mink ( eng.  Douglas J. Mink ), med hjälp av Kuipers luftburna observatorium . Upptäckten gjordes av en slump - en grupp forskare planerade att göra observationer av atmosfären på Uranus medan de täckte stjärnan SAO 158687 med den . Men genom att analysera observationsdata fann de en minskning av stjärnans ljusstyrka redan innan dess ockultering av Uranus, och detta hände flera gånger i rad. Som ett resultat upptäcktes 9 ringar av Uranus [4] .

När rymdfarkosten Voyager 2 anlände i närheten av Uranus upptäcktes ytterligare två ringar med hjälp av optik ombord, och det totala antalet kända ringar ökade till 11. I december 2005 registrerade rymdteleskopet Hubble ytterligare två tidigare okända ringar. De är dubbelt så långt från planeten som tidigare upptäckta ringar, och kallas därför ofta för Uranus yttre ringsystem. Förutom ringarna hjälpte Hubble till att upptäcka två tidigare okända små satelliter, varav en ( Mab ) har samma omloppsbana som den yttersta ringen. De två sista ringarna bringar antalet kända ringar av Uranus till 13 [5] . I april 2006 gjorde bilder av de nya ringarna tagna av Keck Observatory på Hawaii det möjligt att urskilja deras färg. En av dem var röd, och den andra (den yttersta) var blå [3] [6] . Man tror att den yttre ringens blå färg beror på att den förutom damm innehåller några små partiklar av vattenis från ytan av Mab [3] [7] . Planetens inre ringar ser grå ut [3] .

När jorden korsar planet för Uranus ringar, ses de på kanten. Detta var till exempel 2007-2008 .

Grundläggande information

Uranus ringsystem inkluderar 13 distinkta ringar. Efter avstånd från planeten är de ordnade i följande ordning: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ [8] . De kan delas in i 3 grupper: 9 smala huvudringar (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε) [9] , två dammringar (1986U2R/ζ, λ) [10] och två yttre ringar (μ, ν) [8] [11] .

Uranus ringar består huvudsakligen av makropartiklar och en liten mängd damm [12] . Dammpartiklar är kända för att finnas i 1986U2R/ζ-, η-, δ-, λ-, ν- och μ-ringarna [8] [10] . Utöver de kända ringarna finns det med största sannolikhet nästan oskiljbara dammbanor och mycket svaga och tunna ringar mellan dem [13] . Dessa svaga ringar och dammbanor kan existera endast tillfälligt eller kan bestå av flera individuella bågar som ibland kan upptäckas under planetarisk ockultation av en stjärna [13] . Några av dem blev märkbara när jorden korsade ringplanet 2007 [14] . Många av dammbanorna mellan ringarna observerades i framåt spritt ljus redan på Voyager 2 [15] . Alla ringar av Uranus visar azimutförändringar i ljusstyrka [15] .

Ringarna är gjorda av extremt mörk materia. Den geometriska albedon för partiklarna som utgör ringarna överstiger inte 5–6 %, och Bond-albedon  är cirka 2 % [12] [16] . Ringarna visar en stark oppositionell effekt  - en ökning av reflektiviteten med en minskning av fasvinkeln (med andra ord, det mesta av ljuset reflekteras mot sin källa) [12] . Ringarna verkar något rödaktiga i ultravioletta och synliga observationer, och gråa i nära infraröda observationer [17] . Inga identifierbara spektrala egenskaper observeras i ringarna.

Den kemiska sammansättningen av ringpartiklarna är okänd. De kan dock inte bestå av ren vattenis, såsom Saturnus ringar , eftersom de är för mörka, till och med mörkare än Uranus inre månar [17] . Detta indikerar att de är sammansatta av en blandning av is och mörk materia. Naturen hos detta ämne är okänd, men det kan vara organiskt , markant mörkt av bestrålning med laddade partiklar från Uranus magnetosfär . Det är möjligt att ringarna är sammansatta av starkt transformerad materia, initialt liknande den som Uranus inre satelliter består av [17] .

I allmänhet är det uraniska ringsystemet inte som Jupiters dunkla dammiga ringar , eller Saturnus breda och komplexa ringar , av vilka några är mycket ljusa på grund av partiklar av vattenis [9] . Uranus och Saturnus ringar har dock också något gemensamt: Saturnus F-ring och Uranus ε-ring är båda smala, relativt mörka och "betar" med ett par satelliter [9] . De nyligen upptäckta yttre ringarna av Uranus liknar de yttre G- och E-ringarna hos Saturnus [18] . De små ringarna mellan Saturnus breda ringar liknar också Uranus smala ringar [9] . Dessutom kan stoftansamlingar mellan Uranus ringar likna Jupiters stoftringar [10] . Neptunus ringsystem är mer som Uranus, men är mer komplext, mörkare och innehåller mer damm; Neptunus ringar är längre bort från planeten än Uranus [10] .

Smala huvudringar

ε (epsilon)

ε (epsilon)-ringen är den ljusaste och tätaste av Uranus ringar och är ansvarig för ungefär två tredjedelar av ljuset som reflekteras av ringarna [15] [17] . Denna ring har den största excentriciteten av alla, den har också en liten orbital lutning [19] .

Ringens förlängning är anledningen till att dess ljusstyrka inte är densamma på olika platser: den högsta är nära apocentrum (punkten längst bort från planeten), och den minsta är nära pericentrum (närmast) [20] . Denna skillnad når 2,5–3,0 gånger [12] och är förknippad med en förändring av ringens bredd, som är 19,7 km vid periapsis och 96,4 km vid apocenter [20] . När ringen blir bredare minskar mängden "skuggning" av partiklarna på varandra, och fler av dem kan observeras, vilket leder till en högre integrerad ljusstyrka [16] . Variationer i ringens bredd mättes i bilderna tagna av Voyager 2, eftersom ε-ringen var en av två vars bredd kunde urskiljas på dessa bilder [15] . Detta indikerar att ringen är optiskt djup . Faktum är att observationer av ockultationen av stjärnor av denna ring, utförda från jorden och Voyager 2, visade att dess normala "optiska djup" varierar från 0,5 till 2,5 [20] [21] och är maximalt nära pericentrum av ringens omloppsbana . Det "ekvivalenta djupet" av ε-ringen är cirka 47 kilometer och förändras inte över hela dess längd [20] .

Den geometriska tjockleken på ringen ε är inte känd med säkerhet, även om den enligt vissa uppskattningar är cirka 150 meter [13] . Trots en så liten tjocklek består ringen av flera lager av partiklar. Ringens apocenter ε är en plats med en hög koncentration av partiklar: de upptar, enligt olika uppskattningar, 0,8–6% av utrymmet, så det genomsnittliga avståndet mellan dem kan bara vara två gånger deras diameter. Den genomsnittliga partikelstorleken för denna ring är 0,2–20 meter [20] . På grund av dess extrema tunnhet försvinner ε-ringen när den ses på kanten. Detta hände 2007, när jorden korsade ringplanet [14] . Den låga dammhalten i ringen kan förklaras av det aerodynamiska motståndet hos Uranus utsträckta atmosfäriska korona [3] .

Voyager 2 observerade en konstig signal från denna ring i experimentet med " radiotäckning " [21] . Den bestod i en signifikant ökning av den direkta spridningen av radiovågor nära ringens apocenter vid en våglängd av 3,6 cm.Detta kräver närvaron av en ordnad struktur av ringen ε. Denna struktur har bekräftats av många observationer av beläggningar [13] . Tydligen består ringen ε av många smala optiskt täta ringar [13] , av vilka några kanske inte är stängda.

Han har två "herdekamrater" - Cordelia (inre) och Ophelia (extern ) . Den inre kanten av ringen är i 24:25 orbital resonans med Cordelia, och den yttre kanten är i 14:13 resonans med Ophelia [22] . För att effektivt "beta" (hålla sig inom de befintliga gränserna) ringen måste massan av varje satellit vara minst tre gånger massan av ringen [9] . Massan av ringen ε uppskattas till cirka 10 16 kg [9] [22] .

δ (delta)

Ringen δ är rund och har en liten lutning [19] . Ringen har betydande oförklarade azimutförändringar i det normala optiska djupet och bredden [13] . En möjlig förklaring är att ringen har en böljande azimutstruktur skapad av en liten satellit precis inuti den [23] . Den yttre kanten av ringen är i en 23:22 orbital resonans med Cordelia [24] .

δ-ringen består av två komponenter: smal, optiskt tät och bred med lågt optiskt djup [13] . Bredden på den smala komponenten är 4,1–6,1 km, dess ekvivalenta djup är 2,2 km, vilket motsvarar ett normalt optiskt djup på cirka 0,3–0,6 [20] . Den breda δ-ringkomponenten är ungefär 10-12 km bred och dess ekvivalenta djup är nära 0,3 km, vilket motsvarar ett normalt optiskt djup på 3 × 10 −2 [20] [25] .

Alla dessa data härrör från observationer av ockultationer, eftersom ringens bredd inte är synlig i Voyager 2-bilderna [15] [25] . När ringen observerades från Voyager 2 i spridning framåt, verkade den vara relativt ljus, i överensstämmelse med närvaron av kosmiskt damm i dess breda komponent [15] . Ringens geometriskt breda komponent är svagare än den smala komponenten. Detta bekräftas av observationer under jordens ringplankorsning 2007, då δ-ringens ljusstyrka ökade, vilket sammanfaller med beteendet hos en geometriskt tjock men optiskt tunn ring [14] .

γ (gamma)

γ-ringen är smal, optiskt tät och har en liten excentricitet. Dess orbitallutning är nästan noll [19] . Ringens bredd varierar från 3,6 till 4,7 km, även om motsvarande djup är oförändrat och lika med 3,3 km [20] . Det normala optiska djupet för denna ring är 0,7-0,9. Under skärningen av ringarnas plan 2007 visade det sig att γ-ringen är lika geometriskt tunn som ε-ringen [13] och praktiskt taget saknar damm [14] . Bredden och det normala optiska djupet för denna ring indikerar betydande azimutvariationer [13] . Det är inte känt vad som tillåter denna ring att förbli så smal, men dess inre kant har observerats vara i en 6:5-resonans med Ophelia [24] [26] .

η (denna)

Ring η har noll excentricitet och lutning [19] . Liksom δ-ringen består den av två komponenter: en smal optiskt tät och en bred yttre med lågt optiskt djup [15] . Bredden på den smala komponenten är 1,9-2,7 km, och motsvarande djup är ca 0,42 km, vilket motsvarar ett normalt optiskt djup på ca 0,16-0,25 [20] . Den breda komponenten har en bredd på cirka 40 km och ett ekvivalent djup på cirka 0,85 km, vilket i sin tur indikerar ett normalt optiskt djup på 2⋅10 −2 [20] .

Ringens bredd syns på fotografier från Voyager 2 [15] . I framåtspritt ljus ser η-ringen ljus ut, vilket indikerar närvaron av en betydande mängd damm i den, troligen i den breda komponenten [15] . Den geometriskt breda komponenten är mycket tjockare än den smala. Detta bekräftas av observationer under jordens korsning av ringarnas plan 2007, då η-ringen visade en ökning i ljusstyrka och blev den näst ljusaste ringen i Uranus [14] . Detta sammanfaller med beteendet hos en geometriskt tjock men optiskt tunn ring [14] . Liksom de flesta ringar visar η-ringen betydande azimutförändringar i normalt optiskt djup och bredd, på vissa ställen är ringen så smal att den till och med "försvinner" [13] .

α och β (alfa och beta)

α och β är de ljusaste ringarna efter ε i Uransystemet [12] . Liksom ε-ringen skiljer sig deras ljusstyrka och bredd i olika områden [12] . Dessa ringar har störst ljusstyrka och bredd vid 30° från apocenter , och den minsta - vid 30° från periapsis [15] [27] . Ringarna α och β har en betydande orbital excentricitet och en liten lutning [19] . Bredden på dessa ringar är 4,8–10 km respektive 6,1–11,4 km [20] . De ekvivalenta optiska djupen är 3,29 och 2,14 km, vilket indikerar ett normalt optiskt djup på 0,3–0,7 respektive 0,2–0,35 [20] .

Under jordens korsning av ringplanet av jorden 2007 försvann dessa ringar under en tid. Det betyder att de, liksom ringen ε, är geometriskt tunna och utan damm [14] . Under korsningen hittades dock ett geometriskt tjockt men optiskt tunt band av damm strax utanför β-ringens yttre sida, vilket tidigare observerats av Voyager 2 [15] . Massorna för var och en av ringarna α och β uppskattas ungefär till 5⋅10 15 kg, vilket är ungefär lika med hälften av ringens ε [28] .

Ringar 6, 5 och 4

Ringarna 6, 5 och 4 är de svagaste och nästan de ringarna som ligger närmast Uranus [12] . Lutningen av dessa ringar är störst, och deras orbitala excentriciteter är störst bland alla ringar, förutom ε [19] . Dessutom var deras lutningar (0,06°, 0,05° respektive 0,03°) tillräckligt stora för att Voyager 2 skulle kunna observera deras höjder över Uranus ekvatorialplan, som var 24–46 km [15] . Ringarna 6, 5 och 4 är också Uranus smalaste ringar, beräknade till 1,6–2,2 km, 1,9–4,9 km respektive 2,4–4,4 km [15] [20] . Deras ekvivalenta djup är 0,41 km, 0,91 km och 0,71 km, vilket indikerar ett normalt optiskt djup på 0,18-0,25, 0,18-0,48 respektive 0,16-0,3 [20] . De var inte synliga när jorden korsade ringarnas plan 2007 på grund av deras extrema smalhet och ringa mängd damm [14] .

Dammringar

λ (lambda)

λ-ringen är en av två ringar som upptäcktes av Voyager 2 1986 [19] . Det är en smal och dunkel ring som ligger mellan ε-ringen och dess "herdekamrat" Cordelia [15] . När den studeras i bakåtspritt ljus är λ-ringen extremt smal - cirka 1-2 km - och har ett ekvivalent optiskt djup på 0,1-0,2 km vid en våglängd av 2,2 μm [3] . Dess normala optiska djup är 0,1-0,2 [15] [25] . Ringens λ optiska djup visar ett starkt beroende av våglängden, vilket inte är typiskt för Uranus ringsystem. I den ultravioletta delen av spektrumet når det ekvivalenta djupet 0,36 km, vilket förklarar varför det upptäcktes först när man observerade ockultationer av stjärnor i det ultravioletta området av Voyager 2 [25] . Detekteringen av ringen under observationer vid en våglängd på 2,2 μm rapporterades först 1996 [3] .

Utseendet på λ-ringen förändrades dramatiskt under observationer av direkt spritt ljus 1986 [15] . På den platsen observerades det som det ljusaste föremålet i Uran-systemet och överträffade till och med ε-ringen [10] . Dessa observationer, tillsammans med våglängdens beroende av optiskt djup, indikerar att λ-ringen innehåller en betydande mängd mikrometerstort damm [10] . Det normala optiska djupet för detta damm är 10 −4 -10 −3 [12] . Observationer av Keck Observatory-teleskopet 2007 under jordens korsning av Uran-ringplanet bekräftade detta antagande, eftersom λ-ringen blev ett av de ljusaste elementen i Uran-ringsystemet [14] .

En detaljerad analys av bilder från Voyager 2 gjorde det möjligt att avslöja azimutförändringar i ljusstyrkan hos λ-ringen [12] . Förändringarna verkar vara periodiska och liknar en stående våg . Ursprunget till denna anmärkningsvärda struktur i ringen λ är fortfarande okänt [10] .

1986U2R / ζ (zeta)

1986 upptäckte Voyager 2 en bred, svag ring belägen närmare än Ring 6 [15] . Han fick den tillfälliga beteckningen 1986U2R. Den hade ett normalt optiskt djup på 10 −3 eller mindre och var extremt svagt. Den var synlig på endast en bild tagen av Voyager 2 [15] . Ringen ligger mellan 37 000 och 39 500 km från Uranus centrum, eller 12 000 km över molnnivå [29] . Ringen observerades inte förrän 2003-2004, när teleskop vid Keck Observatory (Hawaii) återigen upptäckte en bred, svag ring inuti ring 6. Ringen fick namnet ζ [3] . Emellertid skilde sig ringens position avsevärt från den som observerades 1986. Nu ligger den mellan 37 850 och 41 350 km från planetens centrum och sträcker sig gradvis inåt åtminstone upp till 32 600 km [3] . Denna ring observerades återigen av Keck Observatory först 2007 under jordens korsning av planet för ringarna på Uranus [14] . Det ekvivalenta optiska djupet för denna ring är cirka 1 km (0,6 för den förlängda delen av ringen), medan det normala optiska djupet, som tidigare, inte överstiger 10 −3 [3] .

Skillnaden mellan ζ-ringobservationerna 1986 och 2003 kan orsakas av olika geometriska konfigurationer: backspridningsgeometrin 2003–2007 och sidospridningsgeometrin 1986 [3] [14] . Ändringar i fördelningen av damm (som tros dominera i ringen) under dessa 20 år [14] är dock inte uteslutna .

Andra dammbanor

Förutom 1986U2R/ζ och λ-ringarna har systemet mycket svaga dammbanor [15] . De är inte synliga under ockultationer eftersom de har litet optiskt djup, även om de är ganska ljusa i direkt spritt ljus [10] . Framåt spridda bilder från Voyager 2 visade förekomsten av ljusa dammbanor mellan λ- och δ-ringarna, mellan η- och β-ringarna och mellan α- och 4-ringarna [15] . Många av dammbanorna som observerades 1986 fångades återigen av Keck-teleskopen 2003-2004. De observerades också när de korsade ringarnas plan 2007 i bakåtspritt ljus, men deras exakta läge och ljusstyrka skiljde sig från observationerna från Voyager 2 [3] [14] . Det normala optiska djupet för dessa dammbanor är cirka 10 −5 eller mindre. Storleksfördelningen av stoftpartiklar tros vara exponentiell med en exponent p = 2,5 ± 0,5 [12] .

Externt ringsystem

2003-2005 Hubble-teleskopet upptäckte ett par tidigare okända ringar som nu tros vara den yttersta delen av Uranus ringsystem, vilket bringar antalet kända ringar till 13 [8] . Därefter fick dessa ringar namnet μ och ν (mu och nu) [11] . Ringen μ i detta par är extern. Den är dubbelt så långt från planeten som den ljusa η (eta) ringen [8] . Ytterringar skiljer sig på många sätt från smala innerringar. De är breda, 17 000 och 3 800 km breda, och väldigt mörka. Det maximala normala optiska djupet är 8,5 × 10 −6 och 5,4 × 10 −6 . De ekvivalenta optiska djupen är 0,14 km och 0,012 km. Ringarnas radiella ljushetsprofiler är triangulära till formen [8] .

Området för ringens högsta ljusstyrka μ sammanfaller praktiskt taget med omloppsbanan för satelliten Uranus - Mab , som förmodligen är källan till ringens partiklar [8] [30] . Ringen ν ligger mellan Portias och Rosalinds satelliter och innehåller inga satelliter [8] . En omanalys av de direkt spridda ljusbilderna tagna av Voyager gör det möjligt att tydligt särskilja μ- och ν-ringarna. I denna geometri är ringarna mycket ljusare, vilket indikerar ett högt innehåll av dammpartiklar med en storlek i storleksordningen en mikrometer [8] . Uranus yttre ringar liknar G- och E-ringarna i Saturnus ringsystem. Ingen partikelkälla är känd för G-ringen, medan E-ringen är extremt bred och fylls på av damm från ytan av Enceladus [8] [30] .

Det är möjligt att μ-ringen helt består av damm, utan några stora partiklar. Denna hypotes stöds av observationerna från Keck Observatory, som inte detekterade en μ-ring i det nära infraröda vid en våglängd på 2,2 μm, men detekterade en ν-ring [18] . Ett misslyckat försök att upptäcka μ-ringen betyder att den är blå. Detta indikerar i sin tur att det huvudsakligen består av det minsta (submikron) dammet [18] . Möjligen består dammet av vattenis [31] . ν-ringen har tvärtom en rödaktig nyans [18] [32] .

Ringdynamik och deras ursprung

Ett viktigt och ändå olöst fysiskt problem är lösningen av gåtan med mekanismen som håller ringarnas gränser. Om en sådan mekanism saknades, skulle dessa gränser gradvis suddas ut, och Uranus ringar skulle inte ha funnits på mer än en miljon år [9] . Den mest citerade modellen av inneslutningsmekanismen föreslogs av Peter Goldreich och Scott Tremaine [33] : det är ett par intilliggande satelliter, externa och interna "herdar", som genom gravitationsinteraktion tar bort från ringen överdrivet eller lägger till till det saknade rörelsemängden (eller, ekvivalent, energi). "Herdar" behåller alltså partiklarna som utgör ringarna, även om de gradvis rör sig bort från dem [9] . För att göra detta måste massan av herdesatelliterna överstiga ringens massa med minst 2–3 gånger. En sådan mekanism fungerar för ringen ε, som är känd för att vara "vallad" av Cordelia och Ophelia [24] . Cordelia är också den yttre "herden" för ringen δ, och Ophelia för γ. Dock är inte en enda satellit större än 10 kilometer känd nära andra ringar [15] . Cordelia och Ophelias aktuella avstånd från ε-ringen kan användas för att bestämma ringens ålder. Beräkningar visar att denna ring inte kan vara äldre än 6 × 10 8 år [9] [22] .

Eftersom Uranus ringar förmodligen är unga måste de kontinuerligt fyllas på genom fragment av kollisioner mellan större kroppar [9] . Enligt vissa uppskattningar kan förstörelsen av en satellit i Pak -storlek vara flera miljarder år. Följaktligen kommer en mindre satellit att kollapsa mycket snabbare [9] . Således är det möjligt att alla Uranus inre och yttre ringar är produkten av förstörelsen av satelliter som är mindre än Pak under de senaste fyra och en halv miljard åren [22] . Varje sådan förstörelse skulle sätta igång en hel kaskad av kollisioner som skulle mala nästan alla stora kroppar till mycket mindre partiklar, inklusive damm [9] . I slutändan skulle det mesta av massan gå förlorad, och partiklar skulle överleva endast i de regioner där deras banor stabiliseras av ömsesidig resonans och "bete". Slutprodukten av en sådan "destruktiv evolution" skulle vara ett system av smala ringar, men små satelliter borde ha överlevt i ringarna. Enligt moderna uppskattningar är deras maximala storlek cirka 10 kilometer [22] .

Dammbanornas ursprung är tydligare. Dammets livslängd är mycket kort, från hundra till tusen år, och uppenbarligen fylls det på kontinuerligt som ett resultat av kollisioner mellan stora partiklar i ringarna, små satelliter och meteoroider som föll in i Uransystemet utifrån [ 10] [22] . Bälten av dammproducerande satelliter och partiklar är osynliga på grund av deras låga optiska djup, medan damm är tydligt synligt i direkt spritt ljus [22] . Det antas att de smala huvudringarna och bältena i stoftbanor och små satelliter skiljer sig åt i partikelstorleksfördelning. I huvudringarna finns det fler partiklar med storlekar från en centimeter till en meter. Denna fördelning ökar ytarean på ringmaterialet, vilket resulterar i hög optisk densitet i tillbakaspritt ljus [22] . I dammbanor är däremot antalet stora partiklar relativt litet, vilket leder till ett lågt optiskt djup [22] .

Utforskning av ringarna

Uranus ringar undersöktes noggrant under förbiflygningen av Uranus Voyager 2 i januari 1986 [19] . Två nya ringar upptäcktes, λ och 1986U2R, vilket ökade det totala antalet kända ringar av Uranus till 11. De fysikaliska egenskaperna hos ringarna studerades genom att analysera resultaten av radio [21] , ultravioletta [25] och optiska beläggningar [13 ] . Voyager 2 observerade ringar vid olika positioner i förhållande till solen, tog fotografier i framåt- och bakåtspritt ljus [15] . Analys av dessa bilder gjorde det möjligt att fastställa den totala fasfunktionen, geometrisk albedo och Bond albedo för partiklar i ringar [12] . På bilderna av två ringar - ε och η - kan man se deras komplexa mikrostruktur [15] . Bildanalys har också gjort det möjligt att upptäcka 10 inre månar i Uranus, inklusive två "herdemånar" i ε-ringen, Cordelia och Ophelia [15] .

Lista över ringar

Tabellen visar de viktigaste egenskaperna hos Uranus ringsystem.

Anteckningar

• Direkt (framåt) spritt ljus är ljus som avviker från den ursprungliga riktningen med en vinkel mindre än 90° (respektive fasvinkeln är större än 90°).
• Bakåtspritt ljus är ljus som avböjs genom en vinkel större än 90° (med andra ord mot dess källa). Fasvinkeln är mindre än 90°.

1. ↑ Ringradier 6,5,4, α, β, η, γ, δ, λ och ε hämtade från Esposito et al., 2002.
2. ↑ Ringbredderna 6,5,4, α, β, η, γ, δ och ε hämtade från Karkoshka et al., 2001.
3. ↑ Radien och bredden på ζ- och 1986U2R-ringarna är hämtade från Pater et al., 2006.
4. ↑ Ringbredd λ från Holberg et al., 1987.
5. ↑ Radien och bredden på μ- och ν-ringarna hittades av Showalter et al., 2006.
6. ↑ Det ekvivalenta djupet (ED) för en ring definieras som integralen av det normala optiska djupet över ringens radie. Med andra ord, ED=∫τdr, där r är radien.
7. ↑ Det ekvivalenta djupet för 1986U2R-ringen är produkten av dess bredd och det normala optiska djupet. De ekvivalenta djupen för ringarna 6,5,4, α, β, η, γ, δ och ε är hämtade från Karkoshka et al, 2001.
8. ↑ Ekvivalenta ringdjup λ och ζ, μ och ν erhålls med hjälp av μEW-värdena erhållna av de Pater et al., 2006 respektive de Pater et al., 2006b.
9. ↑ μEW-värdena har multiplicerats med 20, vilket motsvarar en antagen albedo av 5% ringpartiklar.
10. ↑ Det normala optiska djupet (τ) för en ring är förhållandet mellan det totala geometriska tvärsnittet av partiklarna som utgör ringen och ringens ytarea. Det kan ta värden från noll till oändligt. En ljusstråle som passerar genom ringen kommer att dämpas med faktorn e −τ .
11. ↑ De normala optiska djupen för alla ringar utom 1986U2R, μ och ν, beräknades som förhållandet mellan ekvivalenta djup och bredder. Det normala optiska djupet för 1986U2R-ringen är hämtat från Smith et al., 1986.
12. ↑ Det normala optiska djupet μ och ν för ringarna är maxvärdena enligt Showalter et al., 2006.
13. ↑ Uppskattningar av ringtjockleken kommer från Lane et al., 1986.
14. ↑ Excentricitet och lutning kommer från Stone, 1986 och French et al., 1989.

1. ↑ Sågs Uranus ringar på 1700-talet?  (engelska) , BBC  (19 april 2007). Arkiverad från originalet den 15 mars 2012. Hämtad 19 april 2007.
2. ↑ William Herschel upptäckte Uranus ringar på 1700-talet?  (engelska) . Physorg.com (2007). Hämtad 20 juni 2007. Arkiverad från originalet 11 augusti 2011.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Imke dePater, Heidi B. Hammel, Seran G. Gibbard, Mark R. Showalter. Nya ringar av Uranus: röda och blå  (engelska)  // Vetenskap. - 2006. - Vol. 312 . - S. 92-94 . - doi : 10.1126/science.1125110 .
4. ↑ JL Elliot, E. Dunham, D. Mink. Rings of Uranus  (engelska) . Cornell University (1977). Hämtad 9 juni 2007. Arkiverad från originalet 11 augusti 2011.
5. ↑ Hubble-teleskopet upptäcker nya ringar och månar nära Uranus  . Hubble Telescope webbplats (2005). Hämtad 9 juni 2007. Arkiverad från originalet 11 augusti 2011.
6. ↑ Robert Sanders. Blå ring upptäckt nära  Uranus . UC Berkeley News (6 juni 2006). Hämtad 3 oktober 2006. Arkiverad från originalet 11 augusti 2011.
7. ↑ Stephen Battersby. Uranus blå ring av  is . New Scientist Space (2006). Hämtad 9 juni 2007. Arkiverad från originalet 11 augusti 2011.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Mark R. Showalter, Jack J. Lissauer. Sekundärt system av ringar och satelliter från Uranus: Upptäckt och dynamik  (engelska)  // Vetenskap. - 2006. - P. 973-977 .
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Larry W. Esposito. Planetringar  // Rapporter om framsteg inom fysik. - 2002. - S. 1741-1783 .
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Burns, JA (2001), Dust Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Physics , i Grun, E.; Gustafson, B.A.S.; Dermott, ST; Fechtig H., Interplanetary Dust , Berlin: Springer, pp. 641-725 , < http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf > . Arkiverad 3 juni 2016 på Wayback Machine 
11. ↑ 1 2 Mark R. Showalter, JJ Lissauer, RG French, et al. Yttre ringar av Uranus genom Hubble-linsen . American Astronomical Society (2008). Hämtad 30 maj 2008. Arkiverad från originalet 20 augusti 2011. (obestämd)
12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 M.E. Ockert, Cuzzin, JN; Porco, CC; och Johnson, TV Uranian Ring Photometry: Resultat från Voyager 2  // J.of Geophys. Res.. - 1987. - S. 14 969-14 978 .
13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Voyager 2 Fotometri: Första resultaten för Uranian Atmosphere, Moons and Rings   // Vetenskap . - 1986. - S. 65-69 .
14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Imke de Pater, HB Hammel, Mark R. Showalter, Marcos A. Van Dam. Den mörka sidan av Uranus ringar  (engelska)  // Science . - 2007. - P. 1888-1890 .
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 B. A. Smith, LA Söderblom , A. Beebe et al.  // Science - 1986. - S. 97-102 . 
16. ↑ 1 2 Erich Karkoshka. Uranus ringar och månar: Färgglada och inte så mörka  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 1997. - P. 348-363 . - doi : 10.1006/icar.1996.5631 .
17. ↑ 1 2 3 4 Kevin H. Baines, Yanamandra-Fisher, Padmavati A., Larry A. Lebofsky, et al. Uransystemet i det nära-infraröda   // Icarus . - Elsevier , 1998. - S. 266-284 .
18. ↑ 1 2 3 4 5 Imke dePater, Heidi B. Hammel, Seran G. Gibbard, Mark R. Showalter. Nya dammringar av Uranus: en ring, två ringar, röd ring, blå ring   // Science . - 2006. - S. 92-94 .
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 E.C. Stone, Miner, ED Voyager 2 gick in i Uran-systemet  //  Science. - 1986. - S. 39-43 .
20. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Erich Karkoshka. Fotometrisk modellering av epsilonringen från Urans ringsystem  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 2001. - S. 78-83 .
21. ↑ 1 2 3 J.L. Tyle, Sweetnam, D.N.; Anderson, JD; et al. Radioobservationer av Uransystemet: Atmosfär, satelliter och ringar   // Vetenskap . - 1986. - S. 79-84 .
22. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 L. W. Esposito, Colwell, Joshua E. Bildning av uraniska ringar och stoftgrupper   // Natur . - 1989. - P. 605-607 .
23. ↑ L. J. Horn, A. L. Lane, P. A. Yanamandra-Fisher; LW Esposito. Fysiska egenskaper hos Uranus δ-ring baserat på en möjlig densitetsvåg  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 1988. - S. 485-492 .
24. ↑ 1 2 3 "Bete" och Uranus ringars rörelse  (engelska)  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1987. - P. 724-778 .
25. ↑ 1 2 3 4 5 6 J. B. Holberg, Nicholson, P.D.; French, R.G.; Elliot, JL Uranian Ring Ockultationer av stjärnor och jämförelse av Voyager UVS-resultat och resultat från jordens databaser  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1987. - P. 178-188 .
26. ↑ 1 2 Richard D. French, Elliot, JL; French, Linda M. et al. Markbaserade observationer av banorna för Uranus ringar och observationer av ockultationer från Voyager  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 1988. - S. 349-478 .
27. ↑ S. G. Gibbard, I. De Pater, H. B. Hammel. Bilder på Uranus ringar och satelliter i det nära infraröda spektrumet  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 2005. - S. 253-262 .
28. ↑ Eugene I. Chiang, Christopher J. Culter. 3D Dynamics of Narrow Planetary Rings  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - P. 675-685 .
29. ↑ Imke de Pater, Seran G. Gibbard, Hammel H. B. Lebofsky. Utvecklingen av Uranus stoftringar  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - S. 186-200 .
30. ↑ 1 2 Hubble-teleskopet upptäckte nya ringar och satelliter nära Uranus . Hubblesite (2005). Hämtad 9 juni 2007. Arkiverad från originalet 11 augusti 2011. (obestämd)
31. ↑ Stephen Battersby. Blå vatten isring av Uranus . New Scientist Space (2006). Hämtad 9 juni 2007. Arkiverad från originalet 11 augusti 2011. (obestämd)
32. ↑ Robert Sanders. Uranus har en blå ring . UC Berkeley News (6 april 2006). Hämtad 3 oktober 2006. Arkiverad från originalet 11 augusti 2011. (obestämd)
33. ↑ Peter Goldreich , Scott Tremaine. Angående teorin om Uranus ringar  (engelska)  // Nature . - Nature Publishing Group, 1979. - Vol. 277 . - S. 97-99 . - doi : 10.1038/277097a0 .

Länkar

• Ringar av Uranus på solarsystem.nasa.gov 

solsystem
Central stjärna och planeter	Sol Merkurius Venus Jorden Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus
dvärgplaneter	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidater Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4
Stora satelliter	Ganymedes Titan Callisto Och om Måne Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satelliter / ringar	Jorden / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturnus / ∅ Uranus / ∅ Neptunus / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidater späckhuggare quawara
Först upptäckte asteroider	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygien (11) Parthenope
Små kroppar	meteoroider asteroider / deras satelliter nära jorden huvudbälte Trojan kentaurer transneptuniska Kuiperbälte plutino cubewano spridd skiva damokloider kometer Oort moln
konstgjorda föremål	konstgjorda jordsatelliter interplanetära rymdfarkoster
Hypotetiska föremål	Vulkan och vulkanoider Merkurius satellit Venus satelliter andra satelliter på jorden motjord Planet Nine , Tyche , Planet X och andra trans-neptuniska planeter Nemesis Tidigare planeter: Theia , Phaeton eller Planet V Femte gasjätten
Lista över solsystemobjekt Astronomiska föremål

Uranus
Uranus månar	Ariel Belinda bianca Desdemona Juliet Caliban Cordelia Cressida Amor Mab margarita Miranda Oberon Ophelia Packa Perdita En del av Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinand francisco
Egenskaper	Uranus ringar
Öppning	William Herschel William Lassell
Forskning	Voyager-programmet Voyager 2
Trojaner från Uranus	2011 QF99
Övrig	15 Orion Uranus i kulturen